Переменность и эволюция протопланетарных объектов

• Автор: Иконникова, Наталия Петровна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2009
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 163 с.

Содержание
Введение
Глава 1. Протоиланетарные объекты: эволюция от асимптотической ветви гигантов к планетарной туманности

1.1 Теоретические модели ППО

1.2 Наблюдательные характеристики ППО

Глава 2. Фотометрические и спектральные наблюдения звезд - канди-

датов в НПО

2.1 Объекты исследования

2.2 Аппаратура, методика наблюдений, звезды сравнения

Глава 3. F-G сверхгиганты с ИК-избытками

3.1 IRAS 18095+2704=V887 Her

3.2 IRAS 19114+Ü002=V1427 Aql
3.3 IRAS 19386+0155=V1648 Aql
3.4 IRAS 19475+3119
3.5 IRAS 19500-1709=V5112 Sgr
3.6 IRAS 22223+4327= V448 Lac
3.7 IRAS 22272+5435=V354 Lac
3.8 Характер переменности F-G сверхгигантов с ИК-избытками
Глава 4. ППО на начальной стадии ионизации
4.1 IRAS 06556+1623=OY Gem
4.2 IRAS 07171+1823
4.3 IRAS 18062+2410='V886 Her
4.4 IRAS 19200+3457
4.5 IRAS 19590-1249=V5555 Sgr
4.6 IRAS 20462+ 3416=V1853 Cyg
4.7 Общие свойства горячих Г1ПО. Связь с молодыми планетарными туманностями
Глава 5. Наблюдательные проявления эволюции ППО
5.1 IRAS 17119-5926=V839 Ага
5.2 IRAS 18062+2410='V886 Her

Заключение
Приложение
Список литературы

Введение
В работе представлены результаты многолетних фотометрических и спектральных наблюдений сверхгигантов с инфракрасными избытками - кандидатов в протопланетарные объекты. Это звезды, которые уже прекратили крупномасштабную потерю массы на асимптотической ветви гигантов (AGB), но еще не стали достаточно горячими, для того, чтобы ионизовать остатки околозвездных оболочек и проявиться как планетарные туманности (PN).
Актуальность проблемы
Актуальность всестороннего изучения звезд на поздних стадиях эволюции связана с тем, что они являются поставщиками продуктов нуклеосинтеза в межзвездную среду и во многом определяют эволюцию галактик. Звезды малых и промежуточных масс (от 1 до 8 масс Солнца на начальной главной последовательности) теряют большую часть своей массы, находясь на асимптотической ветви гигантов (AGB), а интенсивнее всего в конце этой стадии эволюции во время фазы "сверхветра". После прекращения мощного ветра и постепенного рассеяния пылевой оболочки звезды становятся доступными для наблюдений в оптике, что позволяет изучать их характеристики. Спектральные и фотометрические наблюдения объектов в постасимптотической (post-AGB) фазе эволюции являются основой наших исследований.
Актуальность фотометрического исследования сверхгигантов с инфракрасным (ИК) избытками — кандидатов в протопланетарные объекты обусловлена прежде всего отсутствием в подавляющем большинстве случаев современных UBV-величин этих звезд.
Фотометрическая переменность протопланетарных объектов, обусловленная либо пульсациями, либо наличием второго компонента, либо проявлением переменного звездного ветра, а также эволюционными изменениями делает крайне актуальным мониторинг выборки звезд на временной шкале дни-месяцы-годы.
В настоящее время не существует теории пульсаций звезд на поздних стадиях эволюции. Трудность построения такой теории связана с тем, что для AGB и post-AGB звезд важными являются процессы конвекции и истечения вещества, которые трудно учитывать при расчетах. Пуль-

-18 -17 -16 -IS -1*

Рис. 3: Изображение IRAS 18095+2704, полученное с помощью космического телескопа Хаббла (Уета и др., 2000)
Мы начали наблюдать IRAS 18095+2704 в 1990 г. и за 19 лет получили свыше 300 оценок блеска звезды в фильтрах U, В и V.
Результаты наблюдений опубликованы нами в работах Архиповой и др. (1993), Архиповой и др. (2000) и Архиповой и др. (2010). На основании наших фотометрических данных звезда была обозначена в Общем каталоге переменных звезд как V887 Her с типом переменности SRd (Ка-заровец и др., 1993).
На рис. 4 показаны кривые блеска в фильтре V и показателей цвета В — V и U — В за все годы наших наблюдений - с 1990 по 2008 гг.
На фоне линейного тренда блеска звезда показывает малоамплитудные квазипериодические колебания. По наблюдениям 2000-2008 гг. после снятия тренда мы нашли период изменения блеска V887 Her Р—1094:2°*. Это значение согласуется с результатом Гривняка и Лу (2000), которые обнаружили изменение лучевой скорости IRAS 18095+2704 с периодом P=109rf.
На рис. 5 представлены периодограмма и фазовая кривая для данных в полосе V. На периодограмме выделяется частота, соответствующая основному периоду 109d, и годично сопряженные с ней частоты. Полная амплитуда волны с периодом 109d составляет 0.т06.
При том, что амплитуда колебаний не превышает Д V=0.m15, разброс данных для одной фазы достигает 0.т1. Это вызвано тем, что от цикла к циклу форма кривой блеска меняется, и, кроме того, вместе с квази-периодическими колебаниями, связанными с пульсациями, проявляется нестабильность из-за переменного звездного ветра, которая вносит заметный вклад в вариации блеска. О продолжающейся потере массы в
I I+W+
18095+2704
WFPC2 V